Méthodes modernes en astronomie - François Levrier " Science Ouverte ", 21 février 2018 - Association Science Ouverte
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Méthodes modernes en astronomie
François Levrier
« Science Ouverte », 21 février 2018
L’astronomie, une science observationnelle
… Objets trop lointains pour faire des mesures in situ
… Conditions trop extrêmes pour être reproduites en laboratoire
B. Watterson, « Calvin & Hobbes"
De l’observation…
Hergé, « L’étoile Mystérieuse »
… à l’interprétation
Hergé, « L’étoile Mystérieuse »
Les messagers de l’astronomie
Lu
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nel
le s
Le ciel nocturne à Paris…
Venus
La Lune
Jupiter
Sirius
Image credit: Babak A. Tafreshi (twanight.org)
… et loin de la pollution lumineuse
La Voie Lactée, notre Galaxie
Vers le centre Galactique
Les Nuages de Magellan
Image credit: Mark Gee (iso.500px.com)
Le spectre électromagnétique
Credits : «Principles of general chemistry»,
Averill & Eldredge
L’ouverture du spectre électromagnétique hors du visible
1800 : William Herschel découvre le rayonnement infrarouge
Découvertes en laboratoire des autres domaines du spectre
J. W. Ritter M. Faraday J. C. Maxwell H. Hertz W. Röntgen P. Villard
1801 : Ritter - UV
1845 : Faraday
1873 : Maxwell
1886 : Hertz - Radio
1895 : Röntgen - X
1900 : Villard - Gamma
Absorption moléculaire
Fenêtre visible
Fenêtres infrarouges
Absorption moléculaire
Fenêtres millimétriques
Fenêtre radio
K. Jansky (1932)
Réflexion ionosphérique
Credits : WikiMedia Commons
L’opacité atmosphérique aux rayonnements électromagnétiquesQuelques observatoires visible et proche infrarouge
VLT
SALT Keck Subaru
LBT GTC Gemini SouthQuelques observatoires (sub)millimétriques
ALMA
NOEMA SMA JCMT
APEX NRO 45m IRAM 30mQuelques observatoires radio
LOFAR
Nançay VLA MeerKAT
MWA GBT FASTQuelques observatoires spatiaux
Planck Hubble XMM-Newton
Herschel FUSE FermiEt entre ciel et terre… SPIDER SOFIA
Quelques projets à plus ou moins long terme
E-ELT (optique et IR, 2025) TMT (optique et IR, 2026) LSST (optique et IR, 2019)
JWST (optique et IR, 2019) Euclid (optique et IR, 2020) GMT (optique et IR, 2022)
WFIRST (IR, 2020) SKA (radio, vers 2030) Athena (X, 2028)
?T he image
Multiwavelength Milky Way
a fried egg
The disk is 100
perspective ne
This poster pre
frequency rang
360 o view of t
with the directi
1 cm is about
from several s
Astrophysics D
Flight Center.
contours. An in
and related ed
adc.gsfc.na
ra d i o c o n t i n u u m ( 4 0 8 M H z ) R adio cont
particles in the
Bonn 100-meter, an
interstellar magneti
such high speeds, p
o
Cas A near 110 lo
telescope is visible
Haslam, C.G.T., Sa
http://www.mpif
a t o m i c h yd r o g e n A tomic hy
from radio surv
medium, which on a
years. Most of the im
radio telescope; the
Burton, W. B. 1985
Hartmann, Dap, & B
(1996, book and C
Kerr, F. J., et al. 19
http://adc.gsf
R adio cont
ra d i o c o n t i n u u m ( 2 . 4 - 2 . 7 G H z )
high-energy el
telescopes. Unlike
Galactic plane. The
energetic electrons
shows Galactic obje
the 408 MHz image
Duncan, A. R., Stew
..
Furst, E., Reich, W
http://www.atnf
m o l e c u l a r h yd r o g e n M olecula
spectral line
concentrated in the
gas is pre-dominant
molecule, is observe
the column density o
Dame, T. M., et al. 1
Galactic Latitude
Dame, T. M., Astrop
http://adc.g
infrared I nfrared
60, and 100 μm
Most of the emissio
embedded in inters
planetary dust in th
Wheelock, S. L., et
http://www.i
http://space
M id-infra
m i d -i n f r a r e d
Midcourse S
believed to come f
both in coal and in
remain deeply emb
here. Unlike most
Price, S. D. 1995
http://irsa.
n e a r -i n f r a r e d N ear-infr
(DIRBE) instr
The images are enc
is from relatively co
emission at these w
1.25 μm band is ev
Hauser, M. G., Kels
Ref. Pub. No. 95-
http://space
optical O ptical Int
of interstellar
scale of the Milky W
are due to absorbin
emission regions. S
blue light preferenti
This scattering, as
panorama was ass
camera and color n
States, South Africa
cited below. Image
Mellinger, A., Creat
http://canop
x -r a y
X -r a y ..
Comp
the Rontgen S
keV are encoded in
is detected from ho
and cold clouds of
variations of absorp
Snowden, S. L., e
http://www.r
http://heasa
gamma ray G amma ray
Telescope (EG
greater than 300 Me
hydrogen nuclei in in
cosmic-ray electrons
265 o indicate high-
Hartman, R. C., et a
Hunter, S. D., et al. 1
Sreekumar, P., et al.
http://cossc
W3-5 IC 1396 SAGITTARIUS SPIRAL COALSACK
S235 CAS A CYG OB1 NORMA SPIRAL CARINA NEBULA MON OB2
ARM TANGENT 100 J
CYGNUS LOOP KEPLER’S SNR ARM TANGENT
VELA PUPPIS A B
IC 4 4 3
ANGULAR RESOLUTION (arcminutes)
A
150º 120º 90º 60º 30º 0º 330º 300º 270º 240º 210º 180º
G
I
10º
● 10 C
✲ ● D
✲ ●
0º ✲ ✲ ❖ GALACTIC BULGE ✲
E
❖ ✲ ✲ ✲
● ● ● H
● 1
-10º ●
F
Galactic Longitude
✲ STAR-FORMING REGION ● PULSAR / SUPERNOVA REMNANT ❖ GALACTIC STRUCTURE GEMINGA CRAB
Credits : NASA GEM OB1Continuum et raies spectrales
Spectre d’émission du corps noir cosmologique, observé avec COBE
Mather et al., 1990, ApJ, 354, L37
Région de formation d’étoiles Orion KL, observée avec Herschel
Bergin, E. et al. 2010, A&A, 521, L20Variabilité temporelle
Supernovae Etoiles variables
Transits d’exoplanètes Pulsars
Winn et al. (2009)La lumière : ondes on corpuscules ?
Maxwell Faraday Planck Einstein
Vision ondulatoire Vision corpusculaire
propagation de la vibration d’un champ propagation de quanta
électrique et d’un champ magnétique d’énergie, les photons
E = h⌫
Credits : WikiMedia CommonsLa lumière : ondes et corpuscules Expérience des fentes d'Young, photon par photon
Conversion du signal lumineux en signal électrique
Credits : WikiMedia Commons
Lalumiere,
c’est
une
La
lumiere,
ce
sont
onde,alors
je
regarde
des
photons,
alors
je
commentelle
vibre
! compte
les
photons
!
Astronome Astronome
« basses fréquences » M. Groening, « hautes fréquences »
« Futurama »En radioastronomie, on mesure directement le champ électrique
Echantillonnage d’un signal
1
fs =
t
Théorème de Shannon
fs > 2fEn millimétrique, détection hétérodyne
V1 cos(!t + ) Pulsation ! = 2⇡f Fréquence
V0 V1
{cos [(! !0 )t + ] + cos [(! + !0 )t + ]}
2
FILTRE PASSE-BAS
V0 cos(!0 t)
Amplitude
Pulsation
! !0 !0 ! ! + !0Un exemple de mélangeur hétérodyne pour SWI/JUICE
En développement : matrices de récepteurs hétérodynesCCD (Charge Coupled Device) pour le visible
Dispositif à transfert de charges Credits : WikiMedia Commons
2009
Matrice de 42 CCD (1024x2200 pixels chacun) pour la mission KeplerBolomètres
• Utilisables sur tout le spectre
• Utilisés surtout en astronomie infrarouge, submillimétrique, et en X
Bolomètre « spiderweb » à 143 GHz pour Planck
Credits : WikiMedia CommonsLe refroidissement des détecteurs peut être indispensable
Pourquoi des télescopes de plus en plus grands ?
Palomar (1928) : 5 m Subaru (1999) : 8 m ELT (2025) : 39 m
Différentes géométries pour focaliser la lumièreLimite de résolution imposée par la diffraction
Diffraction par une ouverture circulaire Forme des plans d’onde Tache d’Airy sur l’écran
« Lobe » du télescope
Influence de l’ouverture
Taille angulaire de la tache de diffraction
Longueur d’onde
✓/
D Diamètre d’ouvertureLa résolution angulaire, clé d’une description détaillée
Credits : Mstworkbooks.co.za
Taille angulaire
des détails les
plus fins
✓/
D
✓ ⇠ 60” ✓ ⇠ 0.04”
Capable de Capable de
distinguer deux distinguer deux
objets distants objets distants
d’un mètre à 3 d’un mètre à 5000
km de distance km de distanceEffets de la turbulence atmosphérique
Image d’une source ponctuelle
sans turbulence atmosphérique
Image d’une source ponctuelle
avec turbulence atmosphérique
Credits : K. TanakaUne solution : l’optique adaptative Credits : Observatoire de Paris/LESIA
Une solution : l’optique adaptative
Comment faire mieux ?
Taille angulaire
des détails les
plus fins
✓/ IRAM 30 m : 11” @ 1 mm
D
IRAM 30m
Soleil : 32’Pour imager un système Soleil-Terre voisin, c’est plus dur…
IRAM 30 m : 11” @ 1 mm
Taille angulaire
des détails les
plus fins
✓/
D
Système Terre-Soleil à 1 parsec : 1”
IRAM 30m« Synthèse d’ouverture »
Le télescope chinois FAST
✓/ Augmenter le diamètre
du télescope ?
(500 m de diamètre) est le
mieux qu’on puisse faire
D
Synthèse d’ouverture : Remplaçons ce télescope hypothétique de très grand diamètre
par un ensemble de plus petits télescopes remplissant l’ouverture du grand ...
ALMA (configuration compacte)
Ligne de base Segment entre deux télescope
Configuration Disposition des télescopes
Lobe primaire Résolution d’un télescope unique
Y distance (m)
Comment faire un lobe plus
petit que le lobe primaire ?
X distance (m)Un interféromètre simple
Pl
an
sd
’o
nd
Similaire à l’expérience
e
in
des trous d’Young
cid
en
ts
ve
nan
t
de
la
so
ur
ce
Li
gn
e
de
b
ba
se
InterférenceEffet de la séparation entre les deux télescopes
• Si la séparation augmente, des détails plus fins deviennent distinguables
• Inversement, les grandes structures sont mieux vues par des télescopes proches
Télescope unique Interféromètre
Credits : CARMACouverture du « plan uv » (interférométrie radio)
Plan uv Plan de Fourier
Visibilités Composantes de Fourier de l’émission, mesurées par les paires d’antennes
Ligne de base Projection sur la ligne de visée de la distance entre deux antennes
NOEMA
Ligne de base i-j
Ligne de base j-i
N antennes
N (N 1)
paires d’antennes
2
N (N 1) lignes de base
J. Pety (IRAM Grenoble)
Longues lignes de base Résolution angulaire
Courtes lignes de base Plus grandes échelles accessiblesFonction d’étalement de point (PSF)
lobe primaire @ 100 GHz
! Artifacts !
Figures par J. Pety (IRAM Grenoble)« Synthèse d’ouverture » via la rotation terrestre
Source
Antenne 1 Antenne 2
1. 2. 3.
⇥b
4. 5. 6.
v
Les lignes de base suivent
u une trajectoire elliptique
dans le plan uv« Synthèse d’ouverture » via la rotation terrestre
lobe primaire @ 100 GHz
Figures par J. Pety (IRAM Grenoble)Le problème des espacements courts
Antenne 1 Antenne 2 Antenne 1 Antenne 2
Fréquence spatiale minimale accessibleLe problème des espacements courts Sans les espacements courts, on perd l’émission de grande échelle
Raies spectrales : accès à la cinématique
Exemple : transition de l’hydrogène atomique neutre
à 21 cm de longueur d’onde
Photon
Proton Electron
Effet Doppler-Fizeau
Déplacement de la
raie en fréquence
“blue shift”
“red shift”
y
vzvz
x
• Un spectre par ligne de visée
• Cartes de l’émission à chaque vitesse Trinh Xuan Thuan et al. (2004)Atacama Large Millimeter Array (ALMA)
Un projet international (coût global 1.3 milliard de $)
• Amérique du Nord(37.5%)
• Europe (37.5%)
• Asie (25%)
• En association avec le Chili
Un site unique, en altitude, sec:
• 5000 m dans le désert Chilien d’Atacama
• Une transparence atmosphérique exceptionnelle
66 Antennes
• 54 antennes de 12 mètres de diamètre
• 12 antennes de 7 mètres de diamètre
Construction achevée en 2014
Slide : A. Wootten
Un instrument international, pour tous les astronomesALMA : quelques chiffres Antennes 54 x 12-m and 12 x 7-m Surface collectrice > 6600 m2 Résolution angulaire 0”.02 λmm Récepteurs 10 bands: 0.3 – 7 mm (35 - 950 GHz) Corrélateur 2016 baselines Bande passante 16 GHz/baseline Canaux spectraux 4096 per IF (8 x 2 GHz) Lignes de base 150 m - 15 km
ALMA : quelques observations emblématiques Structures spirales dans l’enveloppe d’une étoile mourante Credits : ESO
ALMA : quelques observations emblématiques Anneaux dans un disque protoplanétaire Credits : ESO
Phase I
Le projet SKA
2025
~131,000 dipôles
Low Frequency Aperture Array 200 paraboles
Mid Frequency Aperture Array / Phased Array Feeds
2030+
Phase II
~2500 paraboles
~1,000,000 dipôles
Low Frequency Aperture Array
Cosmic Dawn & Reionization Cosmology & Pulsars Cosmic Magnetism Cradle of Life
Galaxy Evolution
Science
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50 MHz 100 MHz 1 GHz 10 GHz
Slide : T. BourkeSKA-LOW : un réseau phasé
Démonstrateur EMBRACE à Nançay
Analogue à un réseau phasé d’émission acoustiqueSKA : un télescope « logiciel »
Tera 1012
Peta 1015
Exa 1018
Zetta 1021
Taux de transfert de données
• SKA1-LOW ~150 Tb/s, ~5 Zb/yr
• SKA1-MID ~ 2 Tb/s, 62 Eb/yr
Puissance de calcul nécessaire
• SKA1-LOW ~21 PFlops
• SKA1-MID ~60 PFlops
Archive(s) des données
• Capacités de stocker des exaoctets
• Distribution des données ?A. de Saint-Exupéry, « Le Petit Prince »
A. de Saint-Exupéry, « Le Petit Prince »
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